mesurer la Voie Lactée

Dans les années 60,
à l’Observatoire de Haute Provence,
Georges Courtès
(observatoire de Marseille)
met au point des
techniques nouvelles qui lui
permettent de commencer
l’étude de la répartition
des « régions HII »
dans la Voie Lactée:
mesure de leur vitesse
et de la distance de leurs
« étoiles excitatrices » .
Jean-Pierre Sivan
Observatoire Astronomique de Marseille-Provence
1: mesurer (des
des angles)
angles
2: disposer d’un « modèle »
1°) mesurer la Terre …
Eratosthène, v 284 - v 192 av. J.-C.
Alexandrie: même
jour, même instant
mesure d’un angle: 7° 12’
au solstice d’été
à Syène, à midi
hypothèses:
- la Terre est ronde
- le Soleil est très loin
AS = 5000 stades
a = 7° 12’
A
R a
S
circonférence ≈ 250000 stades
rayon = R ≈ 6500 km
autres hypothèses:
- la Terre est plate
- le Soleil est proche
Anaxagore
(v 430 av. J.-C.)
Le Soleil
à 6300 km
de la Terre !
Alexandrie
Syène
mesurer la Terre …
Le diamètre de la Terre est de
0,04 seconde lumière
2°) mesurer la Lune …
Mesure de la distance de la Lune à la Terre
par Lalande et l’abbé Lacaille (1751)
z1
Berlin
z2
Le Cap
d = 30 diamètres terrestres
D
≈ 32’
d
Aristarque de Samos (310 - 230 av. J.-C.)
Soleil
Lune
Terre
Hypothèse: ombre supposée cylindrique.
• La Lune se déplace d'une distance égale à son diamètre en une heure.
• Les éclipses totales de Lune les plus longues durent environ 2 heures.
- diamètre de la Lune ≈ 0,3 diamètre terrestre
- diamètre angulaire ≈ 32’ --->
distance ≈ 64,2 rayons terrestres.
le laser-lune de l’Observatoire de la Côte d’Azur
(plateau de Calern)
précision subcentimétrique: 0,02 milliardième !
mesurer la Lune …
La Lune est à 1,3 seconde lumière de la Terre
3°) de la Terre au Soleil:
mesurer le système solaire …..
Calcul de la distance Terre Soleil par Aristarque (310 -230 av. J.-C.)
Lune en quadrature (premier quartier)
89,8°
87°
Terre
La distance Terre-Soleil est comprise entre
18 et400
20 fois la distance Terre-Lune.
environ
Soleil
Kepler utilisa les observations de Tycho Brahe pour montrer que la
planèteloiMars
parcourait
elliptique.
La troisième
de Kepler
donneune
uneorbite
relation
entre la période de révolution
d’une planète et le demi-grand axe de son orbite.
• Chaque planète décrit une ellipse dont le Soleil occupe un des foyers (1605).
On peut mesurer les périodes de révolution des planètes:
par
conséquent,
• Les
aires décrites par le rayon vecteur planète-Soleil sont proportionnelles
siaux
l’ontemps
connaît
la distance
le Soleil
et une planète
ou la distance entre
employés
à lesentre
décrire
(Astronomia
Nova, 1609);
deux planètes, on peut les connaître toutes.
• Les demi-grands axes a et les périodes de révolution T sont reliés
par a3/T2=constante pour toutes les planètes (1618).
Kepler (1571-1630)
L’effet de parallaxe
Première détermination correcte de la distance
Terre-Soleil en 1672 par Cassini et Richer
par l’observation de Mars
Mars
Paris
Cayenne
Soleil à 138 millions
de km de la Terre
Les passages de Vénus ou de Mercure devant le
Soleil ont permis dans les siècles passés de mesurer
précisément la distance Terre - Soleil.
La précision des mesures par radar
est aujourd’hui bien meilleure.
Une des 1700 photographies faites du passage de Vénus
de 1882, qui fut visible depuis l’hémisphère sud
Soleil
Vénus
Terre
le matin du 8 juin 2004:
alignement à peu près parfait
Terre - Vénus - Soleil
=
éclipse (très partielle) du Soleil par Vénus
Le plan de l’orbite de Vénus étant incliné (≈3°) sur celui de
la Terre, l’alignement Soleil-Vénus-Terre est rare:
environ deux fois par siècle
Dates des derniers et prochains passages:
7 décembre 1631
4 décembre 1639
6 juin 1761
3 juin 1769
9 décembre 1874
6 décembre 1882
8 juin 2004
6 juin 2012 (invisible en Europe)
… 2117, 2125, …
Le prochain passage totalement visible en France
se produira en 2247
Un problème de trigonométrie … pas très simple:
l’observation du transit de Vénus depuis différentes latitudes
terrestres permet de mesurer
la distance de la Terre au Soleil.
La distance moyenne de la Terre au Soleil est
l’unité de base pour la mesure des distances.
c’est l’unité astronomique
en abrégé: U.A.
de la Terre au Soleil:
mesurer le système solaire …..
1 U.A. = 149 597 870 km
Le Soleil est à 8 minutes lumière de la Terre
Pluton est à 5,3 heures lumière du Soleil
4°) les étoiles:
mesurer la Voie Lactée …
Copernic (1473-1543)
Le système de Copernic (1543)
William Herschel
(1738 - 1822)
La première carte de la Voie Lactée:
« la roue de moulin » d’Herschel
fin XVIII
ème
soleil
1000 siriomètres
9000 années lumière
Hypothèses:
- les étoiles sont toutes intrinsèquement identiques
- l’éclat apparent n’est fonction que de la distance
1838
1838: Friedrich Bessel mesure pour la première fois
la distance d’une étoile (61 Cygni)
p = parallaxe
= TS /d
étoile proche
d
la Terre
Soleil
p
p = 1 sec d’arc
---->
d = 1 parsec
= 3,23 a.l.
la Terre, 6 mois plus tard
Pour l’étoile la plus proche
du soleil, la parallaxe est
inférieure
à 1 seconde d’arc….
étoile proche
p
la Terre
Soleil
Pour les étoiles plus
lointaines, la mesure
de la parallaxe devient
très vite impossible!
la Terre, 6 mois plus tard
Le satellite HIPPARCOS de l ’ESA (nov. 89 - aout 93)
parallaxe de 118000 étoiles
avec une précision angulaire
de 2 millisecondes d’arc
mesures de distances stellaires
précises jusqu’à 500 a.l. du Soleil
parmi celles-ci des Céphéïdes
High Precision PARallax COllecting Satellite
1/2 degré = 30 minutes = 1800 secondes
= la lune dans le ciel
32’
1 seconde d’arc =
l’avenue Jean Jaurès sur la lune
1 milliseconde d’arc =
une automobile sur la lune
GAIA
Global Astrometric Interferometer for Astrophysics
mesurera la parallaxe de dizaines de millions d’étoiles
avec une précision de 1/100 milliseconde d’arc
La parallaxe = seule méthode de mesure directe
des distances stellaires !
distance maximale atteinte :
 ----> années 90 :
50 - 100 années lumière
 depuis HIPPARCOS: 500 - 1000 a.l.
 avec GAIA (2011):
> 200 000 a.l.
Quand les mesures de parallaxe
deviennent impossibles,
la spectrophotométrie stellaire
prend le relai …..
Le spectre: la carte d’identité d’une étoile
----> son « type spectral »
Type spectral
Luminosité intrinsèque
luminosité apparente
spectre
type spectral
distance
comparaison
+ correction
d’absorption
luminosité intrinsèque
1976:
Marseille
Continuant les travaux de Georges Courtès,
Yvon et Yvonne Georgelin donnent
la première représentation précise de la Voie Lactée:
une galaxie à deux paires
de bras spiraux symétriques.
soleil
Sagittarius
Perseus
Scutum-Crux
Norma
Y.M. & Y.P. Georgelin, 1976
1 tour en
240 106 ans
halo
1000
*
bulbe
80 000
100 000 al
disque
les étoiles:
mesurer la Voie Lactée …
L’étoile la plus proche du Soleil est à
4,3 années lumière (p = 0,76 sec d’arc)
L’étendue de la Voie Lactée
est de 100000 années lumière
5°) mesurer la distance des galaxies …
La Voie Lactée :
des étoiles …
Galilée (1564-1642)
La Voie Lactée : des étoiles ……
… et des « nébuleuses »
W. Herschell
(1738-1822)
Caroline
Herschel
Ch. Messier
(1730-1817)
Lord Rosse
(1800-1867)
Le « Leviathan of Parsonstown » (1,8 m de diamètre), avec lequel
Lord Rosse observa la Voie Lactée à partir de 1845
dessin de la « nébuleuse spirale » M51 par Lord Rosse
nébuleuse …. un terme nébuleux !
Vers la fin du dix-neuvième siècle,
l’idée que la Voie Lactée
était aussi une « nébuleuse spirale »
commençait à faire son chemin
…..
et le modèle d’Herschel
revenait dans les discussions.
1908:
Pérou, station d’observation du
Harvard College Observatory:
une étape importante …..
Henriette Leavitt (1870-1921) découvre des étoiles
Céphéïdes dans les Nuages de Magellan ….
Les Nuages de Magellan
Les Céphéïdes: des étoiles instables, pulsantes,
de température variable,
300 à 26000 fois plus lumineuses que le Soleil,
dont l’éclat varie périodiquement
temps
La relation période-luminosité pour
les Céphéïdes du Petit Nuage de Magellan
L(arbitraire)
100
10
1
1
10
100
P
(jours)
La variation des Céphéides:
Henrietta Lewitt
avait dit comment,
la luminosité varie,
Harlow Shapley
va dire pourquoi
elle varie
et
va déterminer
la luminosité intrinsèque
des Céphéides.
1923:
Edwin Hubble va
définitivement
sortir
les « nébuleuses spirales »
de la Voie Lactée.
Edwin Powel Hubble (1889-1953)
Le télescope
de 2,5 m
du
Mont Wilson
Automne 1923:
Hubble découvre dans M31 une Céphéïde
de 30 jours de période,
7000 fois plus brillante que le Soleil
Hypothèse: les Céphéides de M31 sont identiques à celles
observées par Shapley
Conclusion: ----> M31 est à 900 000 années lumière !
M 31 = la galaxie d’Andromède
1952
Walter Baade
multiplie par 2
les dimensions
de l’univers !
Le « 5 m » du Mont Palomar
Les Céphéïdes:
W. Baade montre qu’il en existe deux types:
- Population I
- Population II
jeunes, dans les bras
des galaxies
vieilles, dans les halos et bulbes
des galaxies
quatre fois moins lumineuses !
La relation période-luminosité
des Céphéïdes
L/L
Population I
10000
Population II
(amas globulaires)
1000
100
1
10
100
P
(jours)
distance de la galaxie d’Andromède:
2,2900
millions
000 années
d’années
lumière
lumière
Hubble avait comparé des Céphéides de Pop I
des bras de M31
avec des Céphéïdes de Pop II
des amas globulaires de la Voie Lactée !
HIPPARCOS a permis de mesurer la parallaxe
et donc directement la distance de sept Céphéides
avec des erreurs comprises entre 6 et 35 %.
D’autres méthodes basées sur des mesures
spectroscopiques, photométriques,
et interférométriques,
et sur des modèles théoriques d’atmosphères stellaires
permettent de déterminer la distance de Céphéides
proches du Soleil et donc d’étalonner la relation
« période - luminosité ».
Les Céphéides permettent d’atteindre des
distances de 20 millions d’années lumière….
pour aller plus loin on fait appel à d’autres
« phares cosmiques »:
notamment les supernovae !
Les supernovae permettent de sonder l’Univers
jusqu’à des distances de l’ordre de
300 millions d’années lumière…
… pour aller plus loin, la loi de Hubble
et la théorie du big bang prennent le relai…
… mais voir plus loin dans l’espace
c’est aussi remonter le temps !
Mesure du décalage du spectre vers le rouge
---> vitesse de récession de la galaxie observée
Loi de Hubble:
vitesse de récession/distance
Vitesse (km/s)
1 Mpc = 3,3 millions a.l.
distance (megaparsec)
180000 a.l.
Les Nuages de Magellan
210000 a.l.
M31: 2,2 millions a.l.
Image UV Galex)
Amas de M81-M82: 10 millions a.l.
Image UV Galex
M101: 20 millions a.l.
Amas de la Vierge:
62 millions a.l.
Amas du Dragon: 100 millions a.l.
Amas de Persée: 300 millions a.l.
Abell 1656: 300 millions a.l.
Abell 2218: 2 milliards a.l.
Ab 1689: 2,2 milliards a.l.
Quasar à ≈ 12 milliards a.l.
Champ ultra-profond
du télescope Hubble
mesurer la distance des galaxies …
… une sphère infinie dont le
centre
est partout, la circonférence
nulle part.
… une infinité d’univers, dont chacun a son
firmament, ses planètes, sa terre, en la même
proportion que le monde visible.
(B. Pascal, les Pensées, 1670)